الفلك

تطبيع طيف المستعر الأعظم عن طريق قياس الضوء

تطبيع طيف المستعر الأعظم عن طريق قياس الضوء


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لدي طيف SN هنا (مخفض بالفعل) يبدو أنه يحتوي على بعض القطع الأثرية. أخبرني الأستاذ أنني قد أضطر إلى تطبيعها باستخدام قياس الضوء. بقدر ما أفهم ، يجب أن أضربه في بعض العوامل لجعل التكامل على جميع الترددات مساويًا للسطوع البوليومتري. هل أنا على حق ، أم أن هناك بعض الأشياء الأكثر تعقيدًا هنا؟


أعتقد أنك فهمت بشكل صحيح.

فقط لأكون واضحا. تحتوي بياناتك الضوئية على صور كافية بما في ذلك النجوم المنحازة والمسطحة والقياسية ، ويتم تقليلها + معايرتها بالنجوم القياسية. وتتمثل مشكلتك في أنه يمكنك تقليل أجهزة الطيف (باستخدام مصباح متحيز ومسطح وقوس) ولكن ليس لديك نجوم قياسية للمعايرة. ومن ثم ، فأنت تريد معايرة أطيافك مع البيانات الضوئية. هل هذا صحيح؟

فيما يلي مثال أكثر تفصيلاً حول كيفية متابعة هذا.

أولاً ، لاحظ أن نقطة البيانات الضوئية هي تراكم الفوتونات داخل ممر النطاق. انظر منحنى الاستجابة الموضح هنا على سبيل المثال. في المثال ، النطاق B له الطول الموجي الفعال 4353 A ، FWHM 781 A ، وشكله الخاص لوظيفة الاستجابة.

من أجل التبسيط ، سيفترض العرض التوضيحي التالي أن وظيفة استجابة النطاق B هي دالة دلتا ، أي صفر في أي مكان آخر باستثناء 4353 أ. سنقوم بتوسيع هذا المثال إلى وظيفة استجابة أخرى لاحقًا. افترض أن لديك طيفًا يحتوي على 4353 أ ، وتريد معايرته باستخدام مقياس الضوء B المعروف. لذلك يمكنك العثور على نسبة = تدفق (ب ؛ قياس ضوئي) / تدفق (ب ؛ طيف) ، وتطبيق هذه النسبة في مكان آخر من الطيف الخاص بك.

لاحظ أن الطيف والقياس الضوئي يجب أن يكونا من نفس الحقبة بشكل مثالي. خلاف ذلك ، استخدم أقرب وقت متاح كتقريب.

إذا كان لديك أكثر من نقطة بيانات قياس ضوئي لمعايرة طيف واحد ، فمن الأفضل أن تكون النسب في مكان آخر هي نفسها. من الناحية الواقعية ، هم ليسوا كذلك. ومن ثم ، يمكنك متوسط ​​النسب بطريقة ما.

بعد ذلك ، إذا كنت ترغب في النظر في تشتت وظيفة الاستجابة ، فبدلاً من استخدام التدفق عند نقطة ما ، فإنك تقوم بتجميع التدفقات من خلال النظر في شكل وظيفة الاستجابة.

للتبسيط ، لنفترض أن دالة استجابة النطاق B هي دالة خطوة Heaviside = 1 في [4353-781 ، 4353 + 781] A و = 0 في مكان آخر. لذلك ، تقوم بتجميع التدفقات المرجحة بوظيفة الاستجابة من الطيف الخاص بك. ثم ابحث عن النسبة ، واتبع بقية العملية.


تطبيع طيف المستعر الأعظم بواسطة القياس الضوئي - علم الفلك

الأهداف: نحن نقدم القياس الضوئي والتحليل الطيفي للوهج اللاحق والمجرة المضيفة لانفجار أشعة غاما GRB 040924. وكان لهذا GRB مدة قصيرة إلى حد ما من T 90

2.4 ثانية ، ومنحنى بصري للضوء اللاحق تم أخذ عينات منه جيدًا. نحن نهدف إلى استخدام مجموعة البيانات هذه للعثور على مزيد من الأدلة على أن هذا الاندفاع يتوافق مع سلف هائل لانهيار النواة النجمية.
الطرق: نجمع بيانات الشفق الواردة هنا مع تلك الواردة في الأدبيات ونقارن خصائص المضيف ببيانات المسح.
النتائج: وجدنا أن السلوك العالمي للشفق اللاحق البصري يتناسب تمامًا مع قانون القوة المكسور ، مع وجود فاصل في

0.03 يوم. نحدد الانزياح الأحمر z = 0.858 ± 0.001 من خطوط الانبعاث المكتشفة في طيفنا. باستخدام الطيف والقياس الضوئي ، نشتق الخصائص العامة للمضيف ، ونبين أن له خصائص مماثلة لمضيفات GRB الطويلة الأخرى. نكتشف خط انبعاث [Ne III] في الطيف ، ونقارن تدفقات هذا الخط لعينة من 15 مجرة ​​مضيفة طويلة GRB مع بيانات المسح ، مما يوضح أن مضيفات GRB الطويلة قابلة للمقارنة مع مجرات خط الانبعاث المحلي الفقيرة بالمعادن في انبعاثهم [ني III]. نحن نلائم نتوء المستعر الأعظم المصاحب لهذا الانفجار ، ووجدنا أنه مشابه لمطبات سوبر نوفا طويلة أخرى ، لكنه أكثر خفوتًا.
الاستنتاجات: جميع خصائص GRB 040924 (المستعر الأعظم المرتبط به ، الطيف و SED للمضيف والشفق اللاحق) متوافقة مع الأصل في انهيار قلب نجم ضخم.


العنوان: المستعر الأعظم من النوع IIb SN 2011dh: الأطياف والقياس الضوئي من الأشعة فوق البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة

نبلغ عن الملاحظات الطيفية والقياسية الضوئية للنوع IIb SN 2011dh التي تم الحصول عليها بين 4 و 34 يومًا بعد التاريخ المقدر للانفجار (31.5 مايو UT). تغطي البيانات نطاقًا واسعًا من الطول الموجي من 2000 Å في الأشعة فوق البنفسجية (UV) إلى 2.4 ميكرومتر في الأشعة تحت الحمراء القريبة (NIR). توفر الأطياف الضوئية ملامح خطية وقياسات سرعة لكل من H I و He I و Ca II و Fe II التي تتبع تكوين وحركية المستعر الأعظم (SN). تظهر أطياف NIR أن الهيليوم موجود في الغلاف الجوي منذ 11 يومًا بعد الانفجار. يكشف طيف الأشعة فوق البنفسجية الذي تم الحصول عليه باستخدام مطياف التصوير بالتلسكوب الفضائي أن تدفق الأشعة فوق البنفسجية لـ SN 2011dh منخفض مقارنةً بـ SN IIb الأخرى. تشير نمذجة الطيف باستخدام SYNOW إلى أن عجز الأشعة فوق البنفسجية يرجع إلى تغطية الخط من Ti II و Co II. يتم فصل سرعات H I و He I في SN 2011dh بحوالي 4000 كيلومتر في الثانية في جميع المراحل. تتوافق فجوة السرعة مع النماذج الخاصة بهيكل ما قبل الانفجار حيث تحيط قشرة غنية بالهيدروجين بالسلف. نحن نقدر أن قذيفة H لـ SN 2011dh أقل كتلة بمقدار ≈8 مرات من غلاف SN 1993Jmore & raquo و 3 أضعاف كتلة SN 2008ax. تم تقديم منحنيات الضوء (LCs) لـ 12 نطاق مرور: UVW2 و UVM2 و UVW1 و U و u 'و B و V و r' و i 'و J و H و K . في النطاق B ، وصل SN 2011dh إلى ذروة سطوع تبلغ 13.17 ماج عند 20.0 ± 0.5 بعد الانفجار. الحد الأقصى للسطوع البوليومتري هو 1.8 ± 0.2 × 10 إرغ ق حدث بعد 22 يومًا من الانفجار. يوفر انبعاث NIR أكثر من 30٪ من إجمالي التدفق البوليومتري في بداية ملاحظاتنا ، وتزداد مساهمة NIR إلى ما يقرب من 50٪ من الإجمالي بحلول اليوم 34. تنتج الأشعة فوق البنفسجية 16٪ من إجمالي التدفق في اليوم 4 ، 5٪ في اليوم 9 و 1٪ في اليوم 34. قارنا خطابات الاعتماد البوليومترية لكل من SN 2011dh و SN 2008ax و SN 1993J. تختلف LC اختلافًا كبيرًا في أول 12 يومًا بعد الانفجارات ، لكن جميع SN IIb الثلاثة تعرض ذروة سطوع متشابهة ، وأوقات الذروة ، ومعدلات الانخفاض ، والألوان بعد الحد الأقصى. يشير هذا إلى أن أسلاف SN IIb قد يكون لديهم تركيبات وكتل مماثلة ، لكنها انفجرت داخل قذائف الهيدروجين التي لها مجموعة واسعة من الكتل. لوحظ SN 2011dh جيدًا ، وتم التعرف على نجم سلف محتمل في صور ما قبل الانفجار. ستساعد الملاحظات التفصيلية المقدمة هنا في تقييم النماذج النظرية لهذا SN وتؤدي إلى فهم أفضل لـ SN IIb. وقوو أقل


تطبيع طيف المستعر الأعظم بواسطة القياس الضوئي - علم الفلك

تم تصنيف أطياف كل من النجوم المصاحبة القريبة لـ SN 1987A في LMC كنوع B2 من البيانات الرقمية ذات اللون الأزرق البنفسجي ، يتوافق عرض H-gamma المكافئ لـ Star 2 والحجم المرئي المطلق لكلا النجمين مع فئات السطوع العملاقة. تم العثور على الألوان القريبة من الأشعة فوق البنفسجية والبصرية والأشعة تحت الحمراء لـ Star 2 متسقة مع هذا التصنيف ، لكن Star 3 يعرض كلاً من الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء الزائدة بالإضافة إلى مقادير متغيرة ، والتي تتوافق مع كائن Be ، كما تم الإبلاغ عنه مؤخرًا من وجود انبعاث واسع لـ h-alpha. من المفارقات ، أن النجم 2 لديه خطوط امتصاص ضحلة وواسعة نسبيًا تدل على محور دوار سريع بشكل معتدل ، في حين أن النجم 3 له خطوط أكثر حدة ، مما يشير إلى أنه يُنظر إليه على شكل قطب. تتوافق الأعمار التطورية المشتقة للرفاق تقريبًا مع التعايش مع Sk-69degrees202 ، السلف B3 I لـ SN 1987A ، لكن التناقضات والشكوك في معايرات T_eff و M_bol الحالية تجعل هذا الاستنتاج للأسف غير محدد إلى حد ما. (القسم: النجوم)


تطبيع طيف المستعر الأعظم بواسطة القياس الضوئي - علم الفلك

نقدم قياس الضوء من

بعد 520 يومًا من الحد الأقصى والتحليل الطيفي عند

بعد 400 يوم كحد أقصى لنوع المستعر الأعظم Ib 1984L. يُظهر منحنى الضوء المتأخر انخفاضًا أسيًا مع وقت الطي الإلكتروني

116 يومًا ، ضمن الأخطاء ، هو نفسه بالنسبة لـ ^ 56 ^ Co decay ، الذي يعمل على تشغيل SN 1987A. إذا كان التدفق المرصود ينشأ من الاضمحلال الإشعاعي لـ ^ 56 ^ Co ، فإن اللمعان يشير إلى كتلة أولية ^ 56 ^ Ni من

0.1 M_sun_. يهيمن على طيف الوقت المتأخر [O I] انبعاث 6300-6363. الكتلة المطلوبة من الأكسجين (

1 M_sun_) ، تبدو جميع نسب المغنيسيوم إلى الأكسجين والمغنيسيوم إلى الكربون متوافقة مع أصل SN Ib في نجم يبلغ حوالي 20 M_sun_. بالإضافة إلى ذلك ، نقارن SN 1984L بالنوع II SN 1980K و SN 1987A ، بالنوع Ib SN 1985F و SN 1987K ، وبالنماذج. في حين أن بيانات SN 1984L لا تستبعد الأصل المحتمل لـ SN Ib في الأقزام البيضاء C-0 ، فإنها تثبت أن التحليل المباشر للقياس الضوئي والأطياف للمستعر الأعظم يمكن أن يوفر أدلة مهمة للأسلاف.


حقائق الكوكب

تضيء السماء باستمرار بالنجوم والأجسام الفلكية الساطعة الأخرى. بدون الضوء المنبعث من النجوم ، خاصةً من الشمس ، سيصبح عالمنا مظلماً للغاية وستضعف رؤيتنا. مع استمرار إطلاق هذه الأجرام السماوية الإشعاع الكهرومغناطيسي ، يمكننا رؤية العالم من منظور أكثر وضوحًا. يستخدم علماء الفلك الضوء لدراسة هذه الأجسام الفلكية بعمق ، وهذا مجال دراسي معروف باسم قياس الضوء. يحسب مجال الدراسة هذا تدفق أو شدة الإشعاع الكهرومغناطيسي لجسم سماوي. غالبًا ما تتجاوز الأطوال الموجية المقاسة الطيف المرئي.

غالبًا ما يتم إجراء القياس الضوئي باستخدام أجهزة قياس الضوء. تم استخدام أجهزة قياس الضوء منذ الأيام الأولى لعلم الفلك ، ويقوم معظم علماء الفلك ببناء مقاييس ضوئية متخصصة لتلسكوبات معينة. إن أبسط طريقة لإجراء القياس الضوئي هي استخدام تلسكوب فلكي ومرشحات بصرية متخصصة. بمجرد تلقي الإشعاع من خلال التلسكوب ، فإنه يمر عبر المرشحات الضوئية وتقوم أداة حساسة للضوء بالتقاط وتسجيل الشدة. عادة ما يتطلب قياس الضوء في الأشعة تحت الحمراء القريبة إلى الطيف فوق البنفسجي استخدام مقاييس ضوئية كهروضوئية ، واليوم ، تستبدل كاميرات CCD هذه المقاييس الضوئية ببطء. يمكن أن تلتقط كاميرات CCD لقطات متعددة لجسم سماوي معين قيد الدراسة ثم تتم معالجتها لاحقًا لاستخراج قيم الكثافة بناءً على اللقطات.

القياس الضوئي على الرغم من بساطة المفهوم هو دراسة معقدة للغاية للأجرام السماوية على أساس الضوء الذي تنبعث منه. لكن الضوء يزود علماء الفلك بالعديد من التلميحات حول الفترات المدارية للنجوم الثنائية ، وفترة دوران كوكب صغير وقوة المستعر الأعظم بناءً على الطاقة المنبعثة.


استخدام التزامن ¶

Calzetti، D.، Armus، L.، Bohlin، R. C.، Kinney، A. L.، Koornneef، J.، & amp Storchi-Bergmann، T. 2000، ApJ، 533، 682

كارديلي ، جيه إيه ، كلايتون ، جي سي ، & أمبير ماتيس ، جي إس 1989 ، أبج ، 345 ، 245

Gordon، K.D، Clayton، G. C.، Misselt، K. A.، Landolt، A. U.، & amp Wolff، M.J. 2003، ApJ، 594، 279

هورن ، ك. 1988 ، في اتجاهات جديدة في قياس الطيف الضوئي: اجتماع عقد في لاس فيجاس ، نيفادا ، 28-30 مارس ، تطبيق تقنيات القياس الضوئي التخليقي لمعايرة التلسكوب الفضائي ، محرر. A.G Davis Philip، D.S Hayes، & amp S.J. Adelman (Schenectady، NY: L. Davis Press)، 145

Koornneef، J.، Bohlin، R.، Buser، R.، Horne، K.، & amp Turnshek، D. 1986، Highlights Astron.، 7، 833

ليدلر ، ف ، وآخرون. 2008 ، دليل مستخدم Synphot Data & # 8217s ، الإصدار 1.2 (بالتيمور ، MD: STScI)

Rybicki، G. B.، & amp Lightman، A.P. 1979، Radiative Processes in Astrophysics (New York، NY: Wiley)


منحنى الضوء المتأخر من النوع Ia المستعر الأعظم SN 2011fe

600 د حيث يبدو أن منحنى الضوء ينخفض ​​بشكل أسرع من المتوقع بناءً على النظائر المشعة أكثر & raquo يفترض وجودها ، قبل التسطيح عند حوالي 600 د. قمنا بنمذجة منحنى الضوء البوليميومتري الزائف 200-1600 d مع اللمعان الناتج عن سلاسل الاضمحلال الإشعاعي لـ 56 Ni و 57 Ni و 55 Co ، ووجدنا أنه لا يتوافق مع النماذج التي تحتوي على محاصرة البوزيترون الكاملة ولا توجد كارثة بالأشعة تحت الحمراء (IRC ) مطلوب هروب بعض الطاقة الإضافية بخلاف الفوتونات الضوئية / القريبة من الأشعة تحت الحمراء. ومع ذلك ، فإن منحنى الضوء يتوافق مع النماذج التي تسمح للهروب من البوزيترون (يصل إلى 75 في المائة بحلول اليوم 500) و / أو IRC (مع ظهور 85 في المائة من التدفق في أطوال موجية غير بصرية بحلول اليوم 600). تم اكتشاف وجود سلسلة اضمحلال نيكل 57 بقوة ، ولكن سلسلة اضمحلال 55 Co ليست مطلوبة رسميًا ، مع حد أقصى للكتلة يقدر بـ 0.014 م. يخضع قياس نسبة الكتلة 57 نيكل / 56 نيكل إلى شكوك منهجية كبيرة ، ولكن جميع النوبات لدينا تتطلب نسبة عالية & gt0.031 (& gt1.3 في الوفرة الشمسية). وقوو أقل


مصادر

* في الاقتباسات ، تم استبدال الكلمة & ldquosolar & rdquo بالرمز الشمسي ، وهو غير متوفر في معظم خطوط المتصفحات.

تؤكد هذه النتائج النتائج السابقة وتجعل من الممكن حساب معدلات SN فيما يسمى وحدات SN ، أي 1 SNu = 1 SN (100 سنة) وناقص 1 (10 10 إلب (* الشمسية)) & ناقص 1 . نذكر القارئ بأن معدلات SN التي يتم التعبير عنها في SNu تعتمد على مقياس المسافة المعتمد ، أي في حالتنا يتم قياسها كـح/75)².


E. Cappellaro ، M. Turatto ، S. Benetti ، D. Yu. تسفيتكوف ، أو.س.ارتونوف ، وإي.ن.ماكاروفا.
معدل المستعرات الأعظمية. II. تأثيرات التحديد والترددات لكل وحدة لمعان أزرق.
علم الفلك والفيزياء الفلكية ، المجلد. 273، الصفحات 383-392 (1993). الاختيار من الصفحة 386.

هذا يسمح لنا بتقدير معدل الانزياح الأحمر المتوسط ​​SN في SNu (1 SNu = 1 سوبر نوفا لكل قرن لكل 10¹⁰) إلب(شمسي*)).

غالبًا ما يتم التعبير عن التقديرات المحلية لمعدل SN Ia في وحدة & ldquosupernova & rdquo (SNu) ، وهو عدد SNe لكل قرن لكل 10 درجات لمعان شمسي في إطار الباقي ب-حافظة مسافة.

R. Pain، S. Fabbro، M. Sullivan، RS Ellis، G. Aldering، P. Astier، SE Deustua، AS Fruchter، G. Goldhaber، A. Goobar، E. Groom، D. Hardin، M. Hook، DA Howell، J. Irwin، AG Kim، MY Kim، RA Knop، JC Lee، RG McMahon، PE Nugent، N. Panagia، CR Pennypacker، S. Perlmutter، P. Ruiz-Lapuente، K. Schahmaneche، B. Schaefer and NA والتون.
معدل المستعر الأعظم من النوع Ia البعيد.
مجلة الفيزياء الفلكية، أربعة حجمالخامس 577العدد 1 ص 120-132 (سبتمبر 2002). مختارات من الصفحات 121 و 127.
arXiv: astro-ph / 0205476 v1 28 مايو 2002


علماء الفلك و # 8216Time Travel & # 8217 إلى مستعر أعظم من القرن السادس عشر

في 11 نوفمبر 1572 ، لاحظ عالم الفلك الدنماركي تايكو براهي ومراقبو السماء الآخرون ما اعتقدوا أنه نجم جديد. ظهر جسم لامع في كوكبة ذات الكرسي ، تفوق حتى الزهرة ، وبقي هناك لعدة أشهر حتى تلاشى عن الأنظار. ما رآه براهي في الواقع كان مستعر أعظم ، حدث نادر حيث يؤدي الموت العنيف لنجم إلى انفجار شديد السطوع من الضوء والطاقة. لا يزال من الممكن رؤية بقايا هذا الحدث اليوم على أنها بقايا مستعر أعظم من تايكو. في الآونة الأخيرة ، استخدمت مجموعة من علماء الفلك تلسكوب سوبارو لمحاولة نوع من السفر عبر الزمن من خلال مراقبة نفس الضوء الذي رآه براهي في القرن السادس عشر. نظروا إلى & # 8216 أصداء الضوء & # 8217 من الحدث في محاولة لمعرفة المزيد عن المستعر الأعظم القديم.

"صدى الضوء" هو ضوء حدث المستعر الأعظم الأصلي الذي يرتد عن جزيئات الغبار في السحب البينجمية المحيطة ويصل إلى الأرض بعد سنوات عديدة من مرور الضوء المباشر في هذه الحالة ، منذ 436 عامًا. استخدم هذا الفريق نفسه طرقًا مماثلة للكشف عن أصل بقايا المستعر الأعظم كاسيوبيا A في عام 2007. قال عالم الفلك الرئيسي في مشروع سوبارو ، الدكتور تومونوري أوسودا ، "إن استخدام أصداء الضوء في بقايا المستعر الأعظم هو السفر عبر الزمن بطريقة تسمح لنا بذلك. بالعودة مئات السنين إلى الوراء لمشاهدة أول ضوء من حدث مستعر أعظم. استرجعنا لحظة تاريخية مهمة ونراها كما فعل عالم الفلك الشهير تايكو براهي منذ مئات السنين. والأهم من ذلك ، أن نرى كيف يتصرف المستعر الأعظم في مجرتنا من أصله ".

منظر الضوء صدى من سوبرنوفا تايكو. الائتمان: تلسكوب سوبارو

في 24 سبتمبر 2008 ، باستخدام أداة Faint Object Camera and Spectrograph (FOCAS) في سوبارو ، نظر علماء الفلك في تواقيع أصداء الضوء لرؤية الأطياف التي كانت موجودة عندما انفجر المستعر الأعظم 1572. لقد تمكنوا من الحصول على معلومات حول طبيعة الانفجار الأصلي ، وتحديد مصدره ونوعه بالضبط ، وربط تلك المعلومات بما نراه من بقاياه اليوم. كما درسوا آلية الانفجار. ما اكتشفوه هو أن المستعر الأعظم 1572 كان نموذجيًا جدًا للمستعر الأعظم من النوع Ia. بمقارنة هذا المستعر الأعظم مع المستعرات الأعظمية الأخرى من النوع Ia خارج مجرتنا ، تمكنوا من إظهار أن المستعر الأعظم Tycho & # 8217s ينتمي إلى فئة الغالبية من النوع العادي Ia ، وبالتالي ، فهو الآن أول مستعر أعظم مؤكد ومصنف بدقة في مجرتنا. هذا الاكتشاف مهم لأن المستعرات الأعظمية من النوع Ia هي المصدر الأساسي للعناصر الثقيلة في الكون ، وتلعب دورًا مهمًا كمؤشرات المسافة الكونية ، حيث تعمل بمثابة `` شموع قياسية '' لأن مستوى اللمعان دائمًا هو نفسه بالنسبة لهذا النوع من المستعرات الأعظمية. . بالنسبة للمستعرات الأعظمية من النوع Ia ، فإن النجم القزم الأبيض في نظام ثنائي قريب هو المصدر النموذجي ، وبما أن غاز النجم المرافق يتراكم على القزم الأبيض ، يتم ضغط القزم الأبيض تدريجيًا ، وفي النهاية يطلق تفاعل نووي جامح داخل ذلك. يؤدي في النهاية إلى انفجار مستعر أعظم كارثي. ومع ذلك ، نظرًا لأنه تم الإبلاغ مؤخرًا عن المستعرات الأعظمية من النوع Ia مع لمعان أكثر سطوعًا / خافتًا من تلك القياسية ، فقد أصبح فهم آلية انفجار المستعر الأعظم موضع نقاش. من أجل شرح تنوع المستعرات الأعظمية من النوع Ia ، درس فريق Subaru آليات الانفجار بالتفصيل. أثبتت هذه الدراسة القائمة على الملاحظة في سوبارو كيف يمكن استخدام أصداء الضوء بطريقة التحليل الطيفي لدراسة فورة المستعرات الأعظمية التي حدثت منذ مئات السنين. صدى الضوء ، عند ملاحظته في زوايا موقع مختلفة من المصدر ، مكّن الفريق من النظر إلى المستعر الأعظم من منظور ثلاثي الأبعاد. أشارت هذه الدراسة إلى أن المستعر الأعظم Tycho & # 8217s كان انفجارًا غير كروي / غير متماثل. بالنسبة للمستقبل ، سيسرع هذا الجانب ثلاثي الأبعاد من دراسة آلية انفجار المستعر الأعظم استنادًا إلى بنيتها المكانية ، والتي ، حتى الآن ، كانت مستحيلة مع المستعرات الأعظمية البعيدة في المجرات خارج مجرة ​​درب التبانة.

تظهر نتائج هذه الدراسة في عدد 4 ديسمبر 2008 من مجلة العلوم نيتشر.



تعليقات:

  1. Froille

    أنا متأكد من هذا - الطريقة الخاطئة.

  2. Tygoshakar

    السؤال هو الجواب المثالي

  3. Delroy

    في رأيي ، هذا مناسب ، سأشارك في المناقشة. معًا يمكننا الوصول إلى الإجابة الصحيحة.

  4. Wyrttun

    لا أستطيع المشاركة الآن في المناقشة - إنه مشغول للغاية. But I will return - I will necessarily write that I think.

  5. Nauplius

    الائتمان إلى Affor. شكرًا

  6. Inteus

    مبروك ما هي الكلمات الصحيحة .. فكر رائع

  7. Rico

    حصلت رخيصة سرقت ، وفقدت بسهولة.



اكتب رسالة